Инфракрасная спектрометрия Венеры и Марса с космических аппаратов

  • Автор:
  • Специальность ВАК РФ: 01.03.04
  • Научная степень: Докторская
  • Год защиты: 2008
  • Место защиты: Москва
  • Количество страниц: 294 с. : ил.
  • бесплатно скачать автореферат
  • Стоимость: 250 руб.
Титульный лист Инфракрасная спектрометрия Венеры и Марса с космических аппаратов
Оглавление Инфракрасная спектрометрия Венеры и Марса с космических аппаратов
Содержание Инфракрасная спектрометрия Венеры и Марса с космических аппаратов
ЧАСТЬ I ИК-СПЕКТРОМЕТРИЯ ВЕНЕРЫ: ВЕНЕРА 15 И ВЕНЕРА ЭКСПРЕСС
ГЛАВА 1. ИК-спектрометрия на Венере15 и метод самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профиля
1.1. ИК-спектрометрия как метод исследования средней атмосферы
Венеры
1.2. Фурье-спектрометр на Венере 15. Описание эксперимента
1.3. Анализ спектров, полученных ФС В
1.3.1. Характер наблюдательных данных
1.3.2 Широтные вариации яркостной температуры
1.3.3 Основные типы спектров
1.4. Алгоритм самосогласованного восстановления температурных
и аэрозольных профилей
1.4.1. Постановка задачи
1.4.2. Метод релаксации
1.4.3 Газовые функции пропускания
14 4 Облака
1.4.5. Модельный учет аэрозольного поглощения
1.5 Результаты восстановления
1.5.1 .Температурные поля и температурные профили
1.5.2. Модификация модели VIRA
1.6. Термические приливы в мезосфере Венеры
1.7. Строение и состав облачного слоя
1.8. Двуокись серы и «неизвестный УФ» поглотитель
Основные результаты Главы
ГЛАВА 2. Нетепловые эмиссии в спектре Венеры по измерениям VIRTIS на Венере Экспресс.
2.1. Нетепловые эмиссии молекулярного кислорода 1.27 и 1. 58 мкм
в спектре Венеры
2.1.1 Свечение атмосферы Венеры на ночной стороне
2.1.2 Эксперимент VIRTIS, надирные и лимбовые моды наблюдений

2.1.3 Обнаружение эмиссии Ог1.58мкм
2.2. “Отождествление эмиссий гидроксила в мезосфере Венеры Основные результаты Главы

ЧАСТЬ II. ИК-СПЕКТРОМЕТРИЯ МАРСА: IRIS НА МАРИНЕР 9 И ПФС МАРС ЭКСПРЕСС
Глава 3. ИК-спектрометрия с использованием спектрометра-интерферометра IRIS на Маринере 9.
3.1 Задача самосогласованного восстановления температурного
профиля и аэрозольной оптической толщи
3.1.1. Особенности методики восстановления профилей
в применении к Марсу
3.1.2 Аэрозоль в атмосфере Марса и его оптические свойства
3.1.3 Экспериментальные значения сечения экстинкции пыли
3.2 Атмосфера Марса в области Tharsis
3.3 Температура атмосферы в зависимости от содержания пыли
в процессе затухания пылевой бури на примере Hellas
3.4. Строение ночной полярной атмосферы
3.5. Облака из водяного льда над областью Tharsis в афелии Марса
Основные результаты Главы
Глава 4. Планетный Фурье-спектрометр миссии ЕКА Марс Экспресс
4.1. Описание эксперимента и особенности метода восстановления
4.1.1. Планетный Фурье-спектрометр (ПФС)
4.1.2. Особенности метода восстановления параметров атмосферы
4.2. Строение атмосферы Марса в полярной области,
температурные инверсии
4.3. Температурные профили над полюсом ночью. Конденсация С02 в
атмосфере
4.4. Атмосфера в низменных районах Марса (Hellas и Valles Marineris)
4.5. Облака из водяного льда в атмосфере Марса
Основные результаты Главы
Заключение
Литература
Приложение. Таблица П1

Диссертационная работа посвящена дистанционному зондированию атмосфер Венеры и Марса с космических аппаратов в инфракрасной области спектра.
Изучение Марса и Венеры, планет, близких к Земле по своим свойствам, имеет большое значение для понимания процессов, происходящих не только на этих планетах, но и на Земле, позволяет понять прошлое и будущее нашей планеты, и важно с точки зрения сравнительной планетологии и экологии Земли. В отличие от звездных систем, наблюдаемых на разных стадиях эволюции, мы исследуем нашу планетную систему в одном экземпляре и в данную эпоху, и можем лишь сравнивать планеты между собой. Марс имеет почти такой же, как и Земля, наклон экватора к плоскости орбиты, такую же смену сезонов, температура Марса на экваторе летом сравнима с земной, на Марсе, как и на Земле, наблюдаются облака из водяного льда и пылевые бури, аналогом которых могут служить пылевые бури в земных пустынях. Венера имеет приблизительно тот же радиус, что и Земля, получает примерно то же количество тепла (от Солнца на Венеру поступает в два раза больше энергии, но альбедо ее облачного слоя также в два раза превышает среднее значение альбедо Земли). Сернокислотные облака Венеры имеют земной аналог: в стратосфере Земли они обнаружены на высоте около 20 км, являясь результатом индустриальных выбросов.
Несмотря на сходство характеристик, климат этих двух планет сильно отличается от земного: Марс - сухой и холодный, Венера - горячая, но также с малым содержанием воды. Атмосферы обеих планет состоят главным образом из углекислого газа (96.5%) и азота (3.5%). На Земле углекислый газ является лишь малым компонентом.
Планета Венера была, в сущности, заново открыта космическими аппаратами. До начала космической эры Венеру считали планетой с умеренным климатом, похожей на Землю. Из наземных радионаблюдений в сантиметровом диапазоне была оценена температура поверхности, равная 400С, и, после подтверждения Маринером 2, который обнаружил потемнение диска к краю, стало ясно, что измеряется именно температура поверхности, а не нетепловое излучение атмосферы. И только на советских посадочных

основной компонент атмосферы Венеры, его содержание можно считать известным. Это существенно упрощает задачу: по профилю полосы С02 можно определять температурный профиль. Трудность представляет учет зависимости коэффициента поглощения С02 от температуры: очевидно, что пропускание С02 надо корректировать в процессе восстановления при изменении температурного профиля.
Фундаментальные полосы Vi, v2, V3, S02 (1150, 519, 1360 см'1), а-также вращательная полоса (около 40 мкм) и фундаментальная вращательноколебательная полоса v2 (6.3 мкм) Н20 также наблюдаются в спектре Венеры.
Ниже опишем основные поглотители в инфракрасном спектре Венеры (250-1650см'1).
Серная кислота.
Источником непрерывного поглощения в спектре Венеры является серная кислота. Впервые гипотеза о наличии концентрированной серной кислоты (75-85%) в облачном слое Венеры была выдвинута Янгом (Young, 1973, 1975, 1977, 1983). Много косвенных данных к тому времени указывали на этот вывод, например, коэффициент преломления, полученный по поляризационным наблюдениям (Hansen & Hovenier, 1974), или зависимость альбедо от длины волны в видимой и ближней ИК области (к < 4 мкм). Первые прямые измерения серной кислоты были сделаны на КА ВЕГА (Поршнев и др, 1987, Сурков и др. 1987). Распределения частиц по размерам в верхнем облачном слое, а также коэффициент преломления были получены в результате наземных поляриметрических измерений (Hansen & Hovenier, 1974), и на КА Пионер-Венера (Kawabata et al.,1980, Kawabata et al.,1982), a для среднего и нижнего облачного слоя - при нефелометрических и измерениях с помощью счетчиков частиц: Маров и др. 1976, Маров и др. 1979, Marov et al. 1980 - по данным Венера-9,10,11; Knollenberg & Hunten, 1979, 1980 - по данным Пионер-Венера; Мошкин и др,1986, Гнедых и др. 1987, Moshkin et al.,1989, - по данным Вега 1,2. Все эти результаты суммированы в Международной модели атмосферы Венеры (VIRA, 1985).
На рис. 1. 4 приведена.зависимость сечения экстинкции от волнового числа в интересующей нас спектральной области для распределений частиц по размерам, взятым из VIRA, рассчитанная по теории Ми. Комплексный коэффициент преломления был взят из работы Palmer & Williams (1975), а в области V < 400 см'1 — из работы Jones (1976). Можно видеть, что сечение

Рекомендуемые диссертации данного раздела